Paint it black: weak lensing analysis of an all-sky simulation

• Autores: Carlos López Arenillas
• Directores de la Tesis: Enrique Gaztañaga (dir. tes.), Alberto Manrique Oliva (tut. tes.)
• Lectura: En la Universitat de Barcelona ( España ) en 2014
• Idioma: español
• Tribunal Calificador de la Tesis: Gustavo Yepes Alonso (presid.), Jaume Garriga Torres (secret.), Christopher Bonnett (voc.)
• Materias:
  • Astronomía y astrofísica
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• Resumen

  • Esta tesis hace uso de una de las metodologías más prometedoras para el estudio de la distribución de materia oscura. Basándonos en la simulacion cosmológica MICE, y en los mapas de convergencia creados por Fosalba et al. (2007), realizamos la calibración de la masa de los halos incluidos en dicha simulación hasta z=1. La calibración de masa y el análisis de los perfiles de densidad se ha realizado sobre halos en el lightcone, que consiste en ~200 capas esféricas concéntricas. Este esquema, apodado Onion Universe, imita la estructura de survey fotométrico de galaxias, de ahí nuestro interés. Cada capa ha sido posteriormente proyectada en un mapa HEALPIX de densidad con distintas resoluciones en masa. La identificación de los halos en nuestra simulación ha sido realizada por Crocce et al. (2010) mediante el algoritmo denominado friends-of-friends (FOF), que calcula todas las partículas vecinas de una partícula dada dentro de una distancia fija denominada linking length (en nuestro caso el linking length ha sido fijado a b=0.2, es decir, 0.2 veces la separación promedio entre partículas).El algoritmo se aplica después a cada una de las partículas vecinas de forma recursiva, hasta que ya no se encuentran más vecinas, completando así la definición de halo como una distribución espacial de partículas cuyo contorno es aproximadamente una curva de isodensidad. Diferentes estudios han demostrado que la abundancia de los halos así encontrados es universal. La recuperación de la masa de halos mediante el efecto lente débil es dependiente de la asunción de un modelo para el perfil de densidad. Esto es, hoy por hoy, inevitable, y por eso está sujeto a continuos estudios y debates. Simulaciones y estudios observacionales buscan patrones y tendencias comunes, y ya han logrado elaborar un extenso catálogo de errores sistemáticos asociados a la medida de este efecto. Pero es precisamente el gran número de problemas asociados a esta forma de estimar las masas de los cúmulos de galaxias, lo que hace a los estudios detallados de los perfiles de densidad indispensables a la hora de estimar el sesgo y la dispersión de las medidas. Con este fin analizamos los perfiles de densidad promedio de todos los halos con masas entre 5 x1013 y 3.751 x1014 h-1M¿, dividiéndolos en cuatro rangos de masa y tres de redshift. A través de este análisis abordamos dos grandes problemas: la relativamente baja resolución en masa de la simulación (mp=2.34x1011 h-1M¿) y el valor relativamente alto del softening length (lsoft=50h-1 Kpc), y lo hacemos mediante un procedimiento en dos pasos. En primer lugar simulamos perfiles de densidad NFW analíticos (con diferentes resoluciones en masa) con los siguientes valores: los radios del virial de los halos MICE y las concentraciones teóricas de acuerdo a la relación masa-concentración que se muestra en Oguri y Hamana (2011). En segundo lugar modelizarmos el efecto producido el softening length mediante el uso de un filtro gaussiano que suaviza el perfil de densidad en la parte interior del halo. Los resultados muestran que los halos MICE son, en promedio, halos NFW. Los valores del radio del virial que arroja el ajuste son muy parecidos a los valores promedio de las muestras correspondientes; sin embargo, las concentraciones NFW que estima el ajuste son un 50% menores que los valores esperados. Es posible explicar parte de esta diferencia diferenciando aquellos halos que están en equilibrio, y encontramos que, dependiendo del grado de equilibrio del halo, la mejora en la estimación de la concentración puede ser incluso de un 30%. Encontramos también que los halos NFW analíticos simulados con la resolución en masa de los halos MICE tienen en promedio una concentración un 40% menor de lo esperado en el caso de los perfiles tridimensionales, y un 25% menor en el caso de los perfiles proyectados. El perfil suavizado mediante el filtro gaussiano resulta ser una buena aproximación a nuestros perfiles proyectados. Analizamos también la morfología de los halos, estudiando su triaxialidad a una distancia R200 y calculando su orientación con respecto a la línea de vision. Los halos MICE son preferentemente prolatos, como cabría esperar de una simulación ¿CDM (Shaw et al. 2006), y el porcentaje de prolatos crece con la masa. La resolución en masa no es, sin embargo, suficiente como para obtener resultados concluyentes en cuanto a la geometría, pero nos permite discernir una tendencia a nivel estadístico y, posteriormente, hacer una estimación de cómo afecta la forma y la orientación del halo a las masas recuperadas con Weak Lensing. Para finalizar, utilizamos los mapas de convergencia para estudiar la dispersión en la recuperación de las masas de los halos. Determinamos la dispersión intrínseca asumiendo el perfil suavizado NFW como el modelo verdadero para nuestros halos, y construyendo dos nuevos mapas de convergencia a partir de distintos cortes en masa. Estimamos también la dispersión debida a la estrucutra correlacionada mediante el estudio del ángulo que forma el eje mayor del halo con la línea de visión, y a través también de la variabilidad de los perfiles de densidad dentro de una muestra. El tamaño de nuestra muestra nos permite una mejor caracterización del cosmic noise, de gran importancia para observaciones presentes y futuras.

    Una de las actuales limitaciones que tiene el estudio del efecto lente gravitacional débil en simulaciones es que se realizan generalmente en una pequeña porción del cielo, perdiendo así parte de la información del shear debido a estructuras adyacentes. Si queremos deshacernos de este error sistemático se hace por tanto necesario el uso de mapas de shear (o cualquier otro observable debido al efecto lente) de todo el cielo. Los mapas de shear y flexion de todo el cielo se han construido a partir de los mapas de convergencia, y permiten la visualización conjunta de convergencia y shear/flexion. La resolución en masa de la simulación MICE permite que los mapas de shear creados tengan una gran utilidad en el estudio del efecto lente débil.